如何給太陽做“CT”?
2020年06月27日09:45

  來源:中國科學院光電技術研究所

  2016年,中國科學院光電技術研究所太陽高分辨力成像研究團隊成功研製了當時世界上通道數最多的太陽大氣多波段層析成像系統,媒體報導說給太陽做 “CT”。但是為什麼可以給太陽做“CT”?具體怎麼做“CT”?讓我們從源頭開始,一起回顧一下這項技術的演進過程。

  太陽光譜,從顏色到夫琅禾費線

  本質上,太陽層析成像並不是我們常規理解的斷層掃瞄成像,而是利用不同波長的太陽光進行多光譜同時成像的過程。因此在開始介紹之前,我們得先補充一點有關太陽光譜的知識。

  在太陽物理研究初期,科學家是從太陽的顏色研究入手的。最著名的要數牛頓的三棱鏡實驗。當一縷太陽光通過三角形棱鏡時,會按照波長不同被色散開來形成彩虹狀的各種顏色排列,就像下圖展示的那樣。也就是說,白色的太陽光是由彩虹般多重顏色的光組合而成的。這種色散後按照不同顏色(波長)的組合排列就是光譜。當然後來隨著科學對光的進一步理解(光是電磁波),光譜也用來描述所有電磁波的波長分佈。

顏色和光譜(圖片來源於網絡)
顏色和光譜(圖片來源於網絡)

  顏色通常是部分波長的電磁波(可見光波段)被人類視覺系統感知後的產物。根據波長的不同,伽馬射線到無線電都是電磁波,只是絕大部分都是我們人類無法直接感知的,我們視覺系統可見的那很小一部分被稱為可見光。

  在牛頓之後,英國化學家兼物理學家威廉·海德·沃拉斯頓(William Hyde Wollaston)在1802年研究各種透明物體的折射特性時,發現經過色散後的太陽光譜中存在一些暗線(沒有顏色),他當時以為這是不同顏色的分界線,並沒有進一步研究,錯過了開啟一個新學科的機會。十五年後,約瑟夫·馮·夫琅禾費(Joseph von Fraunhofer)基於衍射光柵發明了光譜儀,並獨立地再次發現了太陽光譜中的暗線,他發現有574條這樣的暗線,這就排除了沃拉斯頓關於顏色分界線猜想。然而當時夫琅禾費的興趣也不在太陽光譜,並沒有關心這些現象背後的理論,他基於光柵光譜儀精確測量了每條暗線對應的波長,只是使用它們來標校玻璃的折射率(他是當時世界上最好的玻璃製造商)。待後人搞清楚這些暗線的由來後,為了紀念這位“使我們更加接近星星”的人(夫琅禾費的墓誌銘“He brought us closer to the stars”),這些太陽光譜上的暗線被稱為“夫琅禾費線”。

夫琅禾費線(圖片來源於網絡)
夫琅禾費線(圖片來源於網絡)

  光譜分析,現代天文學的鑰匙

  這些暗線的謎底一直到1859年才得以揭開。當時人們已經知道,不同的金屬或者金屬化合物(通常叫金屬鹽,比如食鹽是氯化鈉,又叫鈉鹽)可以改變火焰的焰色。並且已經觀察到鈉鉀鋰銅等金屬鹽的火焰顏色,這種金屬或金屬鹽在無色火焰中灼燒時使火焰呈現特殊顏色的反應就叫做焰色反應。1958年前後,德國化學家羅伯特·威廉·本生(Robert Wilhelm Bunsen)進行逆向思考,既然不同的物質會產生不同顏色的火焰,那麼是否可以用不同的火焰顏色來分析和區分元素呢?於是他發明了沒有火焰的“本生燈”,來測試各種金屬和金屬鹽的火焰。但是這種方式顏色分辨誤差大,並且無法測試一些金屬鹽的溶液。後來他的朋友,德國物理學家古斯塔夫·基爾霍夫(Gustav Kirchhoff)建議採用光譜儀來替代簡單的顏色來區分元素。

 本生和基爾霍夫基使用光譜儀進行化學分析的裝置(圖片來源於網絡)
 本生和基爾霍夫基使用光譜儀進行化學分析的裝置(圖片來源於網絡)

  經過大量的實驗數據證實,他們證實了每個元素都會產生一組獨特的譜線,即在特定波長的位置表現為特定的亮線或者暗線(取決於照明方式),並且繪製了幾種常見物質的特徵譜線。基於這種方法他們還發現了兩種新的元素銣和銫。

  實驗中基爾霍夫發現,當太陽光和納元素火焰一起進入光譜儀時,原本出現的明亮發射譜線變成了暗線。於是他又使用當時被認為是連續光譜的石灰光進行照明,依舊發現光譜中來的亮線位置變成了暗線。後來經過一些列驗證之後,他們終於得出結論,原來某些物質本身加熱後的光譜表現為亮線(發射譜線),而這些物質的氣體分子或原子被連續光譜照明時,則表現為暗線(吸收譜線)。他們進而想到太陽光譜中的夫琅和費線,認為因為太陽輻射從內往外傳輸的過程中,被太陽表面大氣中的鈉元素吸收後導致的(後來研究表明還有一部分暗線是地球大氣中某些元素吸收所致)。結合他們手頭的工作,既然光譜可以分析化學的成分,他們立刻想到,那也可以通過對這些暗線進行研究,來判定太陽的物質組成!時隔一百多年,我似乎還能感受到他們得出這一結論時的狂喜與興奮。要知道這在當時是不可想像的事情,這對於研究遙遠的太陽和星體具有劃時代的意義,也從此開啟了天體光譜學領域的大門。根據光譜分析法,他們先後發現了太陽上還有氫鈉鐵鈣鎳等元素。後來經過多年後研究,人們發現,太陽的化學成分與地球類似,只是比例不同而已。

鈉元素特徵譜線,上圖為吸收譜線,下圖為發射譜線。(圖片來源於網絡)
鈉元素特徵譜線,上圖為吸收譜線,下圖為發射譜線。(圖片來源於網絡)

  說到這裏,有個很有趣的插曲,我們知道化學元素氦元素又叫做太陽元素,它的英文名稱Helium來自於希臘神話中太陽神Helios。那是因為早在1895年地球上發現氦氣的27年前,法國天文學家皮埃爾·朱爾·塞薩爾·讓森(Pierre Jules César Janssen)和英國科學家約瑟夫·諾曼·洛克耶(Joseph Norman Lockyer)就已經獨立地通過觀察太陽光譜發現了這種未知元素的存在並且進行了命名。

  簡單地梳理一下,牛頓基於顏色的研究開啟了光譜學的大門。隨後在19世紀初,沃拉斯頓和夫琅禾費發現了這些連續的太陽光譜中存在一些吸收線。另一方面,化學研究中開始基於焰色反應——不同元素的火焰的顏色——來確定元素,而物理學家基爾霍夫終於建立起元素發射線和太陽光譜吸收線之間的關係,並且最終推開了基於光譜來對天體進行物質分析的大門。

  太陽大氣的分層結構與“CT”成像

  經過兩百年的發展,人們終於搞清楚了太陽光譜以及夫琅禾費線,並且發展出基於光譜分析的天體光譜學,來對浩瀚的宇宙進行精確的觀測。光譜學除了用在鑒定太陽和其他天體的物質組成外,還可以測量天體的轉動速度(多普勒效應)、溫度、密度。以及進一步反推能量來源及傳遞機製等等。如今這種技術已經成為我們研究太陽的重要手段之一。

  通過光譜分析我們可以知道太陽大氣的物質組成,要是能夠直接看到太陽表面的圖像豈不是更好?這對於研究太陽能量傳遞和物質演化過程具有不可替代的作用。這就是太陽物理研究的另一個重要的工具——高分辨力成像。而決定解像度的最主要因素就是望遠鏡的口徑,這也是天文望遠鏡口徑越來越大的原因。

  但是光有大口徑的望遠鏡似乎還不夠。我們知道,太陽大氣分為光球層、色球層和日冕層,其中光球和色球層的厚度就達到2500公里。我們通常觀測到的太陽表面結構,主要來自光球層,比如太陽米粒、太陽黑子等等。

太陽大氣層狀結構
太陽大氣層狀結構

  前面我們介紹過,連續譜的太陽光在由內向外輻射的過程中,穿過太陽大氣時會被某些元素吸收形成夫琅禾費吸收譜線。於是科學家就想,如果可以研製出透射波長的帶寬非常窄的濾光器,只針對這條譜線進行成像,是不是就可以拍攝出對應元素所在位置的太陽表面圖像了呢?答案是肯定的。但是理解起來似乎有點睏難,你不是說太陽大氣中的元素把對應波長的光譜都吸收了嗎?怎麼還會有圖像呢?為什麼這個譜線的圖像就是元素所在位置的圖像呢?為瞭解釋這個問題,我們來看下圖,圖中我們以氫元素層的吸收為例來說明問題。雖然太陽輻射是呈360°的發散狀輻射,但是考慮到地球和太陽的距離,地球上只能接收到很小角度過來的太陽光,我們這裏假定是只有一個方向的輻射可以到達地球(平行光)。

太陽大氣層狀結構
太陽大氣層狀結構
基於太陽大氣吸收線分層觀測的原理

  原本從太陽光球發射出來很多光子,若是沒有太陽大氣中的吸收層,那麼朝向地球的光就會被望遠鏡收集得到光球層的像;但是太陽大氣色球層中有一層氫元素。從光球層發出的光到達氫元素層時,其中656.281nm波長的太陽光就會被氫原子吸收掉,只是吸收了太陽光的氫元素並不穩定,會在很短的時間能再將吸收的光子釋放掉。然而再發射出來的光子方向是隨機的,這就導致經過“吸收—發射”這一過程後,很多原本朝向地球的光子被改變了傳播方向,從而沒法進入地球上的望遠鏡。這就是為什麼在太陽光譜中,在氫元素譜線對應的波長位置(656.281nm)呈現暗線(注意只是能量相對其他波段有所減弱,並不是完全沒有)。由於這些光子都是從氫原子層發射出來的,如果對這個波段成像,自然可以得到氫元素層的圖像。為此我們通過觀測Ha(氫元素吸收線,中心波長656.281nm)波段圖像,就可以得到太陽大氣色球層的圖像。

  更進一步研究發現,一些元素主要分佈在太陽大氣的不同高度,並且不同吸收線還能研究特定的太陽物理問題。比如前面說的氫元素吸收線Ha 線,就位於色球層中部;鈣元素的一條吸收線 Ca II IR線(854.21nm)主要集中在色球層底部;而氦元素吸收線He I 線(1083.0nm)則主要位於色球層頂部;至於鐵元素吸收線Fe I 線(1565.29nm)則主要集中在光球層。

  說到這裏,那麼給太陽大氣照CT的想法也就不言自明了。若是同時對上述吸收譜線進行高分辨成像,那就相當於對太陽大氣進行切片掃瞄,同時得到太陽大氣不同層高的物質結構及形態圖像。

  這個想法是有了,但是實現起來還是很有難度,比如說為了精準定位到某一種元素所在高度,就必須只針對他的特徵譜線進行成像觀測,也就是說,需要對成像的波長進行極窄帶的濾波,來撇開其他層的太陽光對圖像的影響。要想得到特定層的圖像,用於成像的波長寬度通常只有幾十個皮米,也就是頭髮絲的百萬分之一的寬度。這就帶來了兩個問題,極窄帶濾光器的研製以及極窄帶成像帶來的能量不足的問題。如果還要多波段同時成像,這些都是工程實踐中不得不面對的挑戰。好在天道酬勤,經過多年技術積累和科研攻關,光電所太陽團隊突破多項關鍵技術,成功研製7波段太陽層析成像系統。這是目前世界上波段數最多的多波段層析成像系統,其探測波長對應的太陽高度涵蓋光球層、色球層底部、色球層中部和色球層頂部,為監測太陽活動提供技術支撐。

  就在剛剛過去的2019年底,光電所在太陽高分辨力觀測領域再創佳績,成功研製了中國首套2米級太陽望遠鏡。配上通道數最多的太陽“CT”設備,不得不說,我國的太陽物理研究,未來可期。

中國新一代2米級太陽望遠鏡——1.8米中國大太陽望遠鏡
中國新一代2米級太陽望遠鏡——1.8米中國大太陽望遠鏡

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